• Like
UvA-matching natuurkunde 2014
Upcoming SlideShare
Loading in...5
×

UvA-matching natuurkunde 2014

  • 78 views
Uploaded on

Proefcollege (1 uur) voor het UvA-matchingprogramma voor de beta-gammaopleiding.

Proefcollege (1 uur) voor het UvA-matchingprogramma voor de beta-gammaopleiding.

More in: Education , Technology
  • Full Name Full Name Comment goes here.
    Are you sure you want to
    Your message goes here
    Be the first to comment
    Be the first to like this
No Downloads

Views

Total Views
78
On Slideshare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
0

Actions

Shares
Downloads
0
Comments
0
Likes
0

Embeds 0

No embeds

Report content

Flagged as inappropriate Flag as inappropriate
Flag as inappropriate

Select your reason for flagging this presentation as inappropriate.

Cancel
    No notes for slide

Transcript

  • 1. Van de oerknal naar het leven Natuurkundecollege UvA-matching Marcel Vonk 6 februari 2014
  • 2. Inhoud In dit college bestuderen we de natuurkunde aan de hand van de evolutie van het heelal. 1. 2. 3. 4. 5. De evolutie van het heelal Van kernen naar atomen Inflatie Structuurvorming Nucleosynthese in sterren 2/54
  • 3. 1. De evolutie van het heelal
  • 4. De evolutie van het heelal De rode draad in de het Oerknalcollege is energie. Energie kent vele vormen… …maar waar komt al die energie eigenlijk vandaan? 4/54
  • 5. De evolutie van het heelal Edwin Hubble ontdekte in 1929 dat ver gelegen sterrenstelsels van ons af bewegen. 5/54
  • 6. De evolutie van het heelal Hoe verder een stelsel weg staat, hoe sneller het van ons af beweegt. Tweemaal zo ver, tweemaal zo snel. 6/54
  • 7. De evolutie van het heelal Conclusie: alle materie in het Heelal was op een bepaald moment in het verleden op dezelfde plek. Oerknal! 7/54
  • 8. De evolutie van het heelal Als we de “film van het heelal” achteruit afspelen wordt het heelal steeds dichter en heter. In een heet, dicht medium worden gebonden toestanden opgebroken. 8/54
  • 9. De evolutie van het heelal Het vroege heelal heeft allerlei faseovergangen meegemaakt: • Sterren • Atomen • Kernen en elektronen • Protonen en neutronen • Quarks • ??? 9/54
  • 10. De evolutie van het heelal We bespreken één faseovergang: van kernen en elektronen naar atomen + 10/54
  • 11. 2. Van kernen naar atomen
  • 12. Van kernen naar atomen Fotonen worden verstrooid door elektrisch geladen deeltjes. Gevolg: het vroege heelal was ondoorzichtig! 12/54
  • 13. Van kernen naar atomen Zodra atomen gevormd werden, werd het heelal doorzichtig. Hoe warm (“koud”) was het heelal toen dit gebeurde? 13/54
  • 14. Van kernen naar atomen De bindingsenergie van een waterstofatoom is ongeveer 13.6 eV. E k BT Eerste gok: de energie van een gemiddeld foton kleiner is dan 13.6 eV wordt het heelal doorzichtig. Resultaat: 50.000K. (fout!) 14/54
  • 15. Van kernen naar atomen Oorzaak: er zijn heel veel fotonen met een energie boven het gemiddelde. Een betere berekening geeft dat atomen stabiel worden rond 3000 K. 15/54
  • 16. Van kernen naar atomen Moment van “ontkoppeling”: T T0 t t0 2/3 Invullen geeft: t 380.000 jaar BORD 16/54
  • 17. Van kernen naar atomen Op dat moment werd het heelal doorzichtig. Penzias en Wilson ontdekten in 1964 toevallig dat we het resultaat kunnen zien. 17/54
  • 18. Van kernen naar atomen Achtergrondstraling (CMB): De fluctuaties (~0.001%) bevatten veel interessante informatie! 18/54
  • 19. Van kernen naar atomen • • • • Dichtheid van het heelal Hubble-parameter Fysica vóór inflatie … 19/54
  • 20. Van kernen naar atomen COBE WMAP Planck Kosmologie is een levendige en zeer actieve wetenschap! 20/54
  • 21. 3. Inflatie
  • 22. Inflatie Een aantal eigenschappen van ons heelal zijn lastig te verklaren: • Waarom is het heelal zo vlak? • Waarom is de achtergrondstraling zo homogeen? 22/54
  • 23. Inflatie Alan Guth opperde in 1980 het antwoord: Het vroege heelal heeft een korte periode van enorm versnelde uitdijing meegemaakt. 23/54
  • 24. Inflatie Deze inflatie duurde van 10-35 seconden tot 10-32 seconden, maar de schaalfactor werd in die tijd 1026 maal zo groot! 24/54
  • 25. Inflatie Dit verklaart inderdaad vlakheid en homogeniteit… …maar hoe kan zo’n enorme inflatie ontstaan? (En weer stoppen?) 25/54
  • 26. Inflatie Het heelal bevat diverse velden; denk aan het elektromagnetische veld. Die velden “dragen” de golven van de quantummechanica. 26/54
  • 27. Inflatie Zo’n veld kun je zien als een medium met een bepaalde energie en een bepaalde druk. Normaal fluctueren velden rond de waarde 0; alleen de fluctuaties bevatten dus energie. 27/54
  • 28. Inflatie Voor inflatie is een inflatonveld nodig dat begint in een toestand waar het overal een waarde ongelijk aan 0 heeft. 28/54
  • 29. Inflatie Verder moet dit veld zorgen voor een medium met negatieve druk, zodat het heelal opblaast. 29/54
  • 30. Inflatie Het inflaton “rolt” eerst langzaam naar zijn evenwichtswaarde (“slow roll”), en valt daarna snel “in de put”. 30/54
  • 31. Inflatie • Slow roll: inflatie (slow = 10-32 s!) • Bij de “val” eindigt inflatie en komt veel energie vrij: reheating! 31/54
  • 32. Inflatie Inflatie is een heel mooi idee, maar er is nog veel discussie over of en hoe het heeft plaatsgevonden. Hopelijk leert Planck ons meer! 32/54
  • 33. 4. Structuurvorming
  • 34. Structuurvorming Hoe komen we vanuit de “oersoep” uiteindelijk terecht in een heelal vol structuur? 34/54
  • 35. Structuurvorming Zwaartekracht doet dingen samenklonteren! Zwakke kracht, maar gedurende lange tijd! 35/54
  • 36. Structuurvorming Een animatie van de structuurvorming in het heelal: 36/54
  • 37. Structuurvorming Vorming van de filamenten: 37/54
  • 38. Structuurvorming Vorming van groepen sterrenstelsels: 38/54
  • 39. Structuurvorming Het resultaat is een soort “fractal” van structuur. 39/54
  • 40. Structuurvorming Het resultaat is een soort “fractal” van structuur. • • • • Superclusters Clusters Sterrenstelsels Sterren 40/54
  • 41. Structuurvorming De laatste stap is het interessantst: op een gegeven moment ontstaan opeenhopingen van gas die weer erg heet worden: sterren! Wat gebeurt er in zo’n ster? 41/54
  • 42. 5. Nucleosynthese in sterren
  • 43. Nucleosynthese in sterren Als een gaswolk samentrekt tot een ster gebeurt precies het omgekeerde van wat na de oerknal plaatsvindt. Het gas wordt steeds heter en dichter; atomen worden uiteengeslagen, enz. 43/54
  • 44. Nucleosynthese in sterren Uiteindelijk gaat er in de ster kernfusie plaatsvinden: protonen worden “samengeperst” tot een heliumkern. Hierbij komt energie vrij! 44/54
  • 45. Nucleosynthese in sterren De vrijkomende energie en de inwaartse druk van de zwaartekracht heffen elkaar op: de ster wordt stabiel. 45/54
  • 46. Nucleosynthese in sterren De zon houdt dit zo’n 10 miljard jaar vol; zwaardere sterren maar enkele miljoenen jaren. De zon wordt daarna een rode reus, en tenslotte een witte dwerg. 46/54
  • 47. Nucleosynthese in sterren Zwaarde sterren trekken verder samen, waarna de temperatuur hoog genoeg wordt om koolstof te maken. 47/54
  • 48. Nucleosynthese in sterren Als de koolstof op is, en de ster is zwaar genoeg, wordt overgegaan op zuurstoffusie – enzovoort. 48/54
  • 49. Nucleosynthese in sterren Dit proces gaat door tot de kern uit ijzer bestaat. 49/54
  • 50. Nucleosynthese in sterren Daarna ontploft de ster in een enorme supernova. Hierbij worden allerlei elementen de ruimte in geslingerd, waaruit weer nieuwe sterren kunnen ontstaan. 50/54
  • 51. Nucleosynthese in sterren Onze eigen zon is zo’n “tweedegeneratiester”. Vandaar dat ons planetenstelsel veel zware elementen bevat! 51/54
  • 52. Nucleosynthese in sterren Over wat er met die scheikundige elementen allemaal gebeurt hoor je veel meer in het volgende uur… 52/54
  • 53. Van de oerknal naar het leven Huiswerk voor het proeftentamen: • Neem de powerpoint van de presentatie goed door (blackboard) • Zorg dat je de berekeningen Vragen? begrijpt (rekenmachine mee!) • Bestudeer de Open Universitycursus (1.1-1.10) op http://www.open.edu/openlearn/science-maths-technology/science/physicsand-astronomy/the-evolving-universe/content-section-1.1 53/54
  • 54. Van de oerknal naar het leven Vragen? 54/54